GRBs as ultra-high energy cosmic ray sources: clues from Fermi
如果伽马射线暴是超高能宇宙射线的来源，那么在伽玛射线暴数据中预计会有强子加速的辐射特征。费米伽马射线太空望远镜的观测提供了通过电磁通道寻找伽马射线暴中UHECR证据的最佳手段。各种问题有关的UHECR加速伽玛暴的审查，重点是能量的问题。
2010-03-27 astro-ph.HE
The local energy production rates of GRB photons and of UHECRs
在最近的分析中发现，伽马射线暴（GRB）产生1 MeV光子能量的局部（z=0）速率Q_GRB（z=0）比超高能宇宙线的局部能量产生速率低300倍。这似乎与早期的结果相矛盾，根据早期的结果，Q_GRB（z=0）类似于>10^{19} eV宇宙射线的局域能量产生率，Q_{10EeV}（z=0）。这个简短的（1页）注释确定了明显差异的起源，并表明Q_GRB（z=0）\sim Q_{10EeV}（z=0）成立。
2010-10-26 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino and Cosmic-Ray Release from Gamma-Ray Bursts: Time-Dependent Simulations
我们重新审视了中微子和超高能宇宙线（UHECR）的生产从伽马射线暴（GRB）与时间相关的质子诱导级联的模拟。这种方法可以产生自洽的光子、中微子和逃逸中子谱。为了得到综合的背景光谱，我们考虑了爆发亮度和脉冲持续时间的时间尺度的分布。一个基准的情况下，与标准的伽玛射线暴光度函数，一个散装洛伦兹因子$Γ=300$和质子伽玛射线光度分数$f_{\rm p}=10$，是一致的中微子上限和观测到的UHECR强度在$\sim 10^{20}$ eV，而需要不同类型的UHECR源在脚踝。对于基准情况下，伽玛暴在亮度函数的亮端，贡献了大部分的中微子，其光子光谱基本上被二次光子扭曲。这样明亮的伽玛暴数量很少，减少它们的$f_p$可以消除畸变，同时减少中微子的产生。即使我们忽略最亮的伽玛暴的贡献，GZK能量的UHECR产生率几乎没有变化。这些名义GRB模型，特别是与$L_{\rm iso} \lesssim 10^{53} ~\mbox{erg} ~\mbox{s}^{-1}$，似乎满足目前的限制，只要是候选UHECR源以上的脚踝能量。
2014-02-25 astro-ph.HE
A detectable ultra-high-energy cosmic ray outburst from GRB 221009A
该研究针对 GRB 加速 UHECR 缺乏观测证据的问题，分析 GRB 221009A 的高能质子传播与磁场延迟，预测其 UHECR 爆发可在约十年内被 Pierre Auger Observatory 和 TA×4 探测。
2024-01-21 astro-ph.HE
Revealing ultra-high-energy cosmic ray acceleration with multi-messenger observations of the nearby GRB 980425/SN 1998bw
超高能宇宙射线（UHECR）的起源是天体粒子物理学中最令人困惑的问题之一。伽马射线暴（GRB）是宇宙射线的理想加速场。从伽玛射线暴宿主星系到地球的UHECR传播应该会产生延迟的次级光子和中微子。在这里，我们提出了一个专门的搜索延迟UHECR和中微子发射附近的GRB 980425/SN 1998 bw的位置为中心。GRB 980425/SN 1998 bw位于36.9 Mpc的距离范围内。我们发现没有证据表明UHECR或中微子集群周围的GRB 980425/SN 1998 bw的位置之间的2004年和2020年。在理想的传播条件下，如果星系际磁场（IGMF）强度为$B \leq 3 \times 10^{-13}$ G，那么在未来的100年内，我们有可能探测到GRB 980425/SN 1998 bw附近的延迟超外辐射。
2023-01-04 astro-ph.HE hep-ex
Testing Narrow-jet Gamma-Ray Bursts as Sources of Ultrahigh-Energy Cosmic Rays
University of Florida（佛罗里达大学）；University of Johannesburg（约翰内斯堡大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）；National Institute for Theoretical and Computational Sciences (NITheCS)（国家理论与计算科学研究所）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）
本研究通过三种源演化模型拟合观测数据，发现本地窄喷流GRB种群可解释最高能UHECR通量，且不违反多信使约束，其重子加载因子约为10。
2026-08-28 astro-ph.HE
UHECR and GRB neutrinos: an incomplete revolution?
在最高能量边缘，超高能宇宙射线（UHECR）和PeVs中微子（UHE中微子）应该很快提供新的令人兴奋的天文学。数以百计的对抗模型的快速和某种程度上的矛盾增长显示了这些新的天文学前沿的爆炸性活力。目前对UHECR和UHE中微子源还没有结论性的了解。最早的预期伽玛暴（作为一个单一的射击火球模型）作为主要的（UHE中微子）源已被拒绝。UHECR的来源是我们超银河系平面内（几十Mpc以内）的GZK，这已经被证明是完全错误的。然而，GRB的替代模型（作为长寿命的进动喷流）和AUGER，TA，ICECUBE的新更新记录提供了部分理解和早期提示，沿着我们的银河系和最近的河外AGN Cen A的点源相关性。
2014-08-01 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Source models of ultrahigh-energy cosmic rays
Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（高能物理研究所，中国科学院粒子天体物理重点实验室）；TIANFU Cosmic Ray Research Center（天府宇宙线研究中心）
该研究探讨超高能宇宙射线的潜在起源与加速机制，分析多种天体现象的贡献，提出剪切加速机制，指出未来多信使观测将助力完善相关认知。
2026-08-28 astro-ph.HE
Secondary GeV-TeV emission from ultra-high-energy cosmic rays accelerated by GRB 221009A
超高能宇宙射线（UHECR）的起源仍然难以捉摸。伽马射线暴（GRB）是能够满足粒子加速到如此高能量所需的严格能量要求的最佳候选者之一。如果超高能电子回旋共振被GRB 221009 A的中央引擎加速，那么当超高能电子回旋共振从源到地球的过程中，就有可能探测到次级光子和中微子。在这里，我们试图解释一些早期公开的数据连接到这个爆发。如果报告的早期GeV-TeV探测是由UHECR的二次发射产生的，那么它可能表明UHECR达到了能量$> 10^{21}$ eV，并且GRB 221009 A在星系际磁场（IGMF）强度为$B \leq 3 \times 10^{-16}$ G的磁空洞内爆炸。为了了解整个能量沉积机制，我们建议搜索现有的和未来的费米LAT数据到达更大的空间尺度和更长的时间尺度的二次发射。这一策略可能有助于澄清UHECR的起源，限制沿这条视线的星系际磁场（IGMF）的强度，并开始量化伽玛暴周围的磁空洞的比例。
2022-12-09 astro-ph.HE hep-ex
Constraining Low-luminosity Gamma-Ray Bursts as Ultra-high-energy Cosmic Ray Sources Using GRB 060218 as a Proxy
本文以典型低光度伽玛暴060218为代表，研究了低光度伽马射线暴（llGRB）与超高能宇宙射线（UHECR）之间的联系。我们专注于相应的同步辐射电子，共同加速在UHECR加速区域，比较这种发射观测。同时考虑了瞬发和余辉两个阶段。对于提示阶段，我们假设的共同加速的电子被注入的幂律分布瞬间（没有额外的加热或再加速），这导致明亮的光学紫外线发射的张力与观察。对于余辉阶段，我们通过比较电子热同步辐射在$\sim~3$天可用的无线电数据来约束冲击波的总动能。考虑温和的相对论流出与散装洛伦兹因子$Γ\gtrsim 2$（较慢的trans-relativistic流出不处理），我们发现，有限的可用能量不允许GRB 060218的余辉是主要起源的UHECR。这种分析独立约束的提示阶段作为一个主要的UHECR源，以及，提示的能量预算是可比的余辉动能。更一般地说，我们的研究表明，从热电子的同步辐射是一个强大的诊断温和的相对论冲击的物理。
2020-10-28 astro-ph.HE
Escape and propagation of UHECR protons and neutrons from GRBs, and the cosmic ray-neutrino connection
本文提出了一个超高能宇宙线（UHECR）在伽马射线暴的冲击加速火球中产生的模型。除了从中子逃逸和衰变成质子的标准UHECR起源，我们的模型认为直接质子发射通过从加速的重子加载壳的边缘泄漏，使火球。根据光强子相互作用的壳层的光学厚度，源落在三种情况之一：通常的，光学薄的源占主导地位的中子逃逸，光学厚的源中子逃逸，或“直接逃逸”的情况下，主要贡献UHECR来自泄漏的质子。每种情况下产生的中微子都是不同的，我们看到标准的“每一条宇宙射线产生一个中微子”的假设只在光学薄的情况下有效，而在光学厚的情况下，每一条宇宙射线产生不止一个中微子。此外，额外的直接逃逸分量增强了UHECR通量的高能量部分，从而提高了预测和观测通量之间的一致性。
2013-07-15 astro-ph.HE hep-ph
Constraints on the hosts of UHECR accelerators
高能宇宙射线在加速器周围的相互作用可以自然地解释观测到的UHECR的光谱和成分，包括脚踝以下的质子丰度。我们发现，天体物理性质的UHECR源环境，如温度，大小，和磁场可以约束的UHECR和中微子数据。将其应用于具有简单结构的候选源表明，星暴星系与这些约束是一致的，但星系团可能与它们处于紧张状态。对于活动星系核和伽玛暴这样的多成分系统，结果是指示性的，但需要定制的分析才能得出明确的结论。
2022-12-20 astro-ph.HE
Delayed teraelectronvolt emission from GRB 980425/SN 1998bw and the origin of ultra-high-energy cosmic rays
超高能宇宙射线（UHECRs，E $> 10^{18}$ eV）的起源是现代天体物理学的重大谜团之一。有人认为，超高能ECR可以在伽马射线暴（GRB）和引擎驱动的超新星（SNe）中加速。在这里，我们报告发现了一个1.4太电子伏（TeV）的光子偏移0.97 $^{\circ}$从附近的网站（36.9兆秒差距）GRB 980425/SN 1998 bw爆炸。费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜（LAT）于2018年11月17日探测到TeV辐射，这是在最初的GRB 980425/SN 1998 bw触发后20多年。LAT在银河系高纬度地区探测到TeV是非常罕见的，平均每年只有6次。我们认为延迟的TeV辐射与GRB 980425/SN 1998 bw的超高能宇宙射线和/或电子-正电子对被星系际磁场（IGMF）偏转并随后级联成次级伽马射线是一致的。基于TeV辐射的到达时间延迟，我们估计了IGMF的强度为$B \simeq 10^{-12}$ - $10^{-13}$ Gauss阶.这一结果支持了GRB 980425/SN 1998 bw中UHECR加速的可能性，并表明大多数检测到的UHECR产生于200 Mpc内的本地GRB/SN e。此外，来自0.9-31 Gpc的UHECR的次级光子也可以解释费米LAT探测到的能量为$\geq 1$ TeV的河外背景光子。
2023-01-31 astro-ph.HE hep-ex
Are Gamma-Ray Bursts the Sources of the Ultra-High Energy Cosmic Rays?
提出了一个标准清单，以帮助建立超高能宇宙射线（UHECR）的来源。这些标准适用于长持续时间的伽玛暴，以确定它们是否是UHECR源。证据似乎更倾向于耀变体和射电星系（或其他来源）而不是伽玛暴。
2011-03-24 astro-ph.HE
Heavy Nuclei Synthesized in Gamma-Ray Burst Outflows as the Source of UHECRs
皮埃尔·俄歇天文台最近的测量表明，超高能宇宙射线（UHECR）的成分在高能时由重核主导。然而，到目前为止，还没有天体物理学的动机来考虑重元素高度富集的来源。在这里，我们证明了从伽马射线暴（GRB）的流出物可能确实主要由质量为A ~ 40-200的核组成，这些核是随着热物质从中心发动机膨胀而合成的。特别是，如果喷流是由磁场主导的（而不是热驱动的火球），它的低熵使重元素能够有效地形成。采用毫秒原磁星模型的GRB中央引擎，我们表明，重核都是合成的原磁星风，并在原则上可以加速到能量> 1 e20 eV的冲击或区域的磁重联，负责提供动力的GRB。类似的结果可能适用于吸积动力的伽玛暴模型，如果射流起源于磁化盘风。根据合成核的精确分布，我们预测平均初级质量可能会继续增加，超过最高能量的Fe族元素，可能达到A ~ 90（锆），A ~ 130（碲），甚至A ~ 195（铂）峰。因此，未来在能量>~ 1 e20 eV的UHECR成分的测量可以证实或限制我们的模型，并可能探测GRB外流的性质。超重核在河外背景光中的衰减长度较长，极大地扩展了可获得源的体积，增强了伽玛暴作为超高能ECR源的能量约束。
2011-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
UHECR escape mechanisms for protons and neutrons from GRBs, and the cosmic ray-neutrino connection
伽马射线暴（GRB）火球是超高能宇宙射线（UHECR）源的假说正受到中微子观测的验证。非常严格的界限可以从宇宙射线（质子）-中微子的连接，假设UHECR作为中子逃逸。在这项研究中，我们确定了三种不同的制度作为火球参数的函数：标准的“一个中微子每宇宙射线”的情况下，光学厚（中子逃逸）的情况下，和情况下，从壳的边界（直接逃逸）的质子泄漏占主导地位。在光学厚的区域，光生子的产生非常有效，每一条宇宙射线将比标准情况下发射更多的中微子，而在直接逃逸主导的区域，发射的宇宙射线将比中微子多。我们证明，有效的质子加速，这是需要描述所观察到的UHECR谱，标准的情况下，只适用于一个非常狭窄的区域的火球参数空间。我们用几个观测到的例子说明，宇宙线-中微子连接的结论将取决于实际的爆发参数。我们表明，目前使用的冰立方合作的π介子生产效率的定义低估了中微子生产的光学厚的情况下。最后，我们指出，直接逃逸成分导致从一个单一的源发射的宇宙射线光谱的光谱中断。由此产生的“双组分模型”可以用来更强烈地发音比倾角模型所观察到的UHECR光谱的光谱特征。
2013-03-25 astro-ph.HE hep-ph
A Hierarchical Shock Model of Ultra-High-Energy Cosmic Rays
Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Astrophysical Big Bang Laboratory, RIKEN（理化学研究所大爆炸天体物理实验室）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
该研究提出分层冲击模型解释超高能宇宙射线谱，通过模拟冲击产生的能量分布，揭示其与观测结果的一致性，并探讨磁场增强机制及对无线电背景的影响。
2026-02-07 astro-ph.HE
Low-luminosity gamma-ray bursts as the sources of ultrahigh-energy cosmic ray nuclei
皮埃尔·俄歇合作组织最近的结果表明，超高能宇宙射线（UHECR）的成分随着能量的增加而逐渐变重。虽然伽马射线暴（GRB）是UHECR的有希望的来源，但由于其喷出的UHECR的核组成未知，因此它们是否能解释俄歇结果仍不清楚。在这项工作中，我们重新审视的可能性，低亮度伽玛暴（LL伽玛暴）作为源的UHECR核，并给出新的预测的基础上的intragjet核成分模型考虑祖依赖性。我们发现，射流中的核成分可以分为两组，根据硅核的质量分数，无硅和富硅。出于LL伽玛暴和相对论超新星之间的联系，我们还考虑了超新星喷出物的成分。然后，我们讨论了UHECR核在喷流底部和喷流内部激波中的存活性，并指出对于典型的LL暴，核更容易存活。最后，我们数值传播的UHECR核从LL伽玛暴喷射不同的组成模型，并比较所得的光谱和组成的俄歇数据。我们的研究结果表明，无论是富硅的祖先和超新星喷出物模型匹配俄歇数据很好，而无硅的祖先模型有更多的困难，在拟合光谱。我们认为，我们的模型与新报道的超高能对撞机和星暴星系之间的互相关是一致的，因为LL伽玛暴和超超新星都有望成为恒星形成活动的示踪物。LL GRB也被认为是PeV范围内IceCube中微子的主要来源，而UHECR的LL GRB起源可以通过不久的将来的多信使观测进行严格的测试。
2018-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
2013-2016 review: HE Neutrino and UHECR Astronomy?
在过去的几年里，2013-2016年，ICECUBE的高能中微子事件以及AUGER和TA最后一次丰富的UHECR地图有望开启一个新的高能天文学时代。不幸的是，中微子与最佳γ X射线源之间的关联性还没有被发现，最著名的γ射线暴γ源与任何中微子事件都没有关联。在核子GZK截止区内，UHECR中预期的局域群各向异性刚刚消失。来自室女座的UHECR事件几乎不存在。能量超过200 TeV的τ中微子可能在ICECUBE中以可探测的方式通过双爆发光。在十几次事件中，ICECUBE中（还）没有出现τ中微子。最后，几十年来一直在呼吁高能中微子相关印记的GRB火球模型在TeV能量下还没有找到。这么多的缺席正在制造一个巨大的问号：是否有一个新的阅读密钥？
2017-01-31 astro-ph.HE hep-ph
Spatial coincidence between ultra-high energy cosmic rays and TeV gamma rays in the direction of GRB 980425/SN 1998bw
本研究发现GRB 980425/SN 1998bw与Pierre Auger合作组UHECR磁致效应盲搜的最高显著性感兴趣区空间重合，且该方向存在延迟TeV辐射，二者偶然重合的概率极低，为GRB作为UHECR加速源提供了观测支持。
2023-04-25 astro-ph.HE
Implications of the Pseudo-Dirac Scenario for Ultra High Energy Neutrinos from GRBs
超高能宇宙射线（UHECR）的来源仍然是一个未解之谜。直到最近，伽马射线暴（GRB）源一直被认为是UHECR的合适源。在火球模型中，伽玛暴产生的UHECR应该伴随着中微子流，可以在中微子望远镜（如冰立方）中探测到。最近，冰立方已经设定了一个上限的中微子流量伴随着伽玛暴约3.7倍低于预测。我们研究了这种赤字是否可以通过伪狄拉克场景中从源到探测器的过程中活性中微子向无菌中微子的振荡来解释。然后，我们讨论了这种情况下弥漫超新星遗迹中微子的影响。
2013-03-07 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Multi-collision internal shock lepto-hadronic models for energetic GRBs
本研究针对高能伽马射线暴构建多碰撞内激波轻子-强子模型，分析质子辐射的多波长特征，发现重子负载约为10时符合观测约束，支持大耗散半径下的高能GRB可能是超高能宇宙线的起源。
2023-04-01 astro-ph.HE
Implications of a PeV neutrino spectral cutoff in GRB models
最近河外PeV中微子的发现为宇宙射线加速器的探索打开了一扇新的窗口。观测到的PeV中微子通量接近Waxman-Bahcall上限，这意味着伽马射线暴（GRB）可能是超高能宇宙射线（UHECR）的来源。从GRB-UHECR联系的假设出发，我们用解析估计和数值模拟表明，观测到的中微子可以起源于喷注，这是由于中微子与高能离子相互作用的结果，其含义是：中微子谱在能量$\le 10$ PeV处有一个截止，引起GRB发射和宇宙线加速的耗散发生在离中心引擎$r_{\rm diss} \approx 3 \times 10^{11}-3 \times 10^{13} \ {\rm cm}$的距离处;耗散区的汤姆逊光学深度为$τ_{\rm T} \sim 1$ ;喷流在耗散区以坡印廷通量的形式携带其能量的相当大的一部分，并具有洛伦兹因子$Γ\simeq 100-500$。没有探测到与伽玛暴同时发生的$\sim$ PeV中微子，这表明伽玛暴要么是较差的宇宙加速器，要么是在喷流中较小的光学深度处发生耗散。
2014-08-29 astro-ph.HE
The High Energy Budget Allocations in Shocks and GRB
根据费米天文台的最新观测结果，分析了长伽马射线暴（GRB）辐射粒子间能量的统计分布。由伽马射线暴监测器（GBM）记录的全天通量（$F_γ$），尽管其能量范围较大，但并不明显大于由暴和瞬态探测器（BATSE）报告的通量，这表明在3 - 30 MeV能量范围内的通量相对较小。假设文献中的恒星形成率，发现GBM记录的来自长GRB的$γ$ -射线的现今能量输入率为$\dot W(0)=0.5 F_γ H/c = 5 \times 10^{42}\ \rm{erg/Mpc^3 yr}$。大面积望远镜（LAT）的注量，当观察到，约为5- 10%，每十年的总，与饱和，非线性冲击加速度的预测很好地吻合。费米测量到的长伽玛暴的高能成分，如果宇宙射线源谱的谱指数为-2，并仔细考虑各种数值因子，则发现它只含有产生4 Eev以上的超高能宇宙射线（UHECR）所需能量的$\sim 10^{-2.5}$。如果源谱比$E^{-2}$更软，则所需UHECR能量的观测到的$γ$射线分数甚至更小。如果宇宙射线能量中有超过$10^{-2}$的能量进入到与$γ$射线束同时进入的中微子中，那么AMANDA II的极限就排除了UHECR的伽马射线暴起源。我们认为，$γ$射线束外的“孤儿”中微子可以通过孤儿余辉（或其他GRB的广角特征来代替与瞬发$γ$射线的符合）来识别，并建议建立可行的单中微子触发判据来寻找这种符合。
2010-08-24 astro-ph.HE
The Limited Contribution of Low- and High-Luminosity Gamma-Ray Bursts to Ultra-High Energy Cosmic Rays
超高能宇宙射线（UHECR）的加速场是一个悬而未决的问题，尽管扩展的研究。在本文中，我们重新考虑的提示阶段的伽马射线暴（GRB）作为一个可能的候选人，这种加速和限制的最大质子能量在光学薄同步加速器和光球模型，使用属性的提示光子谱。我们发现，没有一个模型有利于加速质子$10^{20}$ eV的高光度爆发。我们重复计算低亮度伽玛暴（llGRB）考虑质子和完全剥离的铁，发现可获得的最高能量分别为$< 10^{19}$ eV和$< 10^{20}$ eV的质子和铁，无论模型。因此，我们的结论是，对于我们的基准参数，伽玛暴，包括低光度的爆发，贡献很小，没有观察到的UHECR。我们进一步限制必要的条件之间的关联UHECR和llGRBs，并发现铁可以加速到$10^{20}$ eV的光球模型，非常有效的加速和/或一个小的分数能量给一小部分的加速电子。这将必然导致高的瞬发光通量，并且因此检测到这样的信号可以是在源处成功的UHECR加速的指示。
2019-04-03 astro-ph.HE
Physical Parameters Of The Relativistic Shock Waves In GRBs: The Case Of 30 GRBs
用修正的内激波模型拟合了BATSE观测到的30个伽马射线暴的光谱曲线。从最佳拟合，我们得到的相对论壳的基本参数是在较好的协议与先前给出的预测。我们比较测量的GRB参数与从模型中获得的参数，并讨论它们之间的连接的框架中的物理过程背后的GRB事件。
2012-01-23 astro-ph.HE
On external shock model to explain the high-energy emission: GRB 940217, GRB 941017 and GRB 970217A
我们提出了一个外激波背景下的轻子模型来描述GRB 940217、GRB 941017和GRB 970217A的高能辐射。我们认为，发射由两个组成部分，一个具有类似的持续时间的爆发，和第二个，持续时间更长的GeV阶段持续数百秒后的提示阶段。这两个分量可以被描述为同步自康普顿发射从反向和正向冲击分别。对于反向激波，我们分析了厚壳层情况下的同步辐射自康普顿。计算的通量和破裂能与观测值一致。
2012-12-19 astro-ph.HE
Reverse Shocks in Short Gamma-Ray Bursts -- The case of GRB 160821B and prospects as gravitational-wave counterparts
产生伽玛暴余辉的激波系统由一个正激波和一个反向激波组成。对于短伽玛暴，观测到的反向激波的证据很少，然而，伽玛暴160821 B的余辉需要在早期的反向激波来解释射电观测。此外，GRB 160821 B还伴随着最佳采样的macronova，没有引力波探测，以及一个有趣的晚期X射线余辉行为，表明了一个刷新冲击。在轴上短伽玛暴中观测到的反向激波的存在意味着反向激波应该被认为是引力波探测到的合并的潜在对应物。作为引力波的对应物，离轴伽玛射线暴喷流的余辉可以揭示喷流结构--在这些结构化喷流系统中将存在反向激波，如果观察到这些反向激波的特征，则可以指示出流中的磁化程度。在这里，我们展示了GRB 160821 B的情况，以及如何在离轴观测者的结构射流中出现反向激波。
2020-06-10 astro-ph.HE
GRB 221009A: a potential source of ultra-high-energy cosmic rays
最近，一个非常明亮的伽马射线暴，GRB 221009 A，被覆盖整个电磁波谱的几个设施观测到。探测到能量高达18 TeV的伽马射线，以及一个可能的251 TeV光子。这样的高能事件是不可能发生的，因为它们会被成对产生与河外背景光的相互作用所衰减。然而，这种紧张关系只是表面上的，并不需要任何非传统的解释。在这里，我表明，这些观测结果可以解释为超高能宇宙射线（UHECR）与宇宙辐射场相互作用的结果，在他们的旅程到地球，提供星系际磁场是合理的弱。如果这个假设是正确的，它将建立像GRB 221009A这样的爆发作为UHECR源。
2022-12-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Relativistic slowing down shocks as sources of GRB lag
我们正在证明减缓超相对论冲击是如何产生伽玛射线暴滞后的。反射过程产生正滞后，Cracow加速过程产生负滞后。我们提出了一种将种子粒子注入相对论喷流的方法。
2017-05-20 astro-ph.HE
Constraining the Emissivity of Ultrahigh Energy Cosmic Rays in the Distant Universe with the Diffuse Gamma-ray Emission
在宇宙学距离上发射的能量大于10 ^19 eV的超高宇宙射线（UHECR）会被宇宙微波和红外背景辐射通过光强过程衰减。如果河外磁场像纳高斯一样强，那么由于扩散，较低能量的河外宇宙射线（~10^18-10^19 eV）在哈勃时间内只能传播小于~Gpc的线性距离。这使得我们无法直接观测到宇宙中的大多数UHECR，因此观测到的UHECR强度仅反映了附近宇宙中数百Mpc范围内的发射率。然而，遥远宇宙中的UHECR通过与宇宙背景光子的相互作用，产生UHE电子和伽马射线，这些电子和伽马射线反过来引发宇宙背景光子的电磁级联。这种次级级联辐射形成了河外扩散GeV-TeV伽马射线辐射的一部分，与原始的UHECR不同，它是可以观测到的。受费米/LAT对河外弥漫伽马射线背景辐射的新测量的启发，我们通过要求它们产生的级联辐射不超过观测水平，获得了遥远宇宙中UHECR发射率的上限。通过与候选UHECR源（如伽玛暴和活动星系核）在高红移下的γ射线发射率的比较，我们发现，所获得的平坦质子谱的上限比伽玛暴中的γ射线发射率大~10^1.5倍，比BL Lac天体中的γ射线发射率小~10倍。在铁核组成的情况下，导出的上限的UHECR发射率是一个因素的3-5倍。进一步得到了宇宙成因中微子通量的鲁棒上限，这是冰立方探测器和下一代探测器JEM-EUSO勉强可以达到的。
2011-07-22 astro-ph.HE
Past Galactic GRBs, and the origin and composition of ultrahigh-energy cosmic rays
皮埃尔·俄歇天文台的最新结果表明，超高能宇宙射线（UHECR）的化学成分与能量有关，在高能量下重元素的比例不断增加。这指出了银河系源的不可忽视的贡献，例如过去的伽马射线暴和银河系中其他罕见但强大的恒星爆炸。银河系磁场中的扩散效应改变了观测到的成分，并使UHECR的通量各向同性，在银河系中心方向上的各向异性高达百分之几，以及由于最近/最近爆发的位置而具有“热点”的一些小尺度各向异性。
2010-07-06 astro-ph.HE hep-ph
Ultra-high energy cosmic rays from shocks in the lobes of powerful radio galaxies
超高能宇宙射线（UHECRs）的起源问题几十年来一直是一个悬而未决的问题。在这里，我们使用的流体动力学模拟和一般的物理参数相结合，以证明UHECRs原则上可以产生的扩散冲击加速（DSA）的冲击在回流的材料的射电星系叶。这些激波发生在喷流物质通过相对论终止激波之后。最近，几位作者已经证明，高度相对论冲击在加速UHECR方面是无效的。在我们提出的模型中的冲击波有一个范围的非相对论或温和的相对论冲击波速度更有利于UHECR加速，冲击波的大小在1- 10 kpc的范围内。大约10%的喷流能量通量通过$M>3$回流中的激波集中。虽然冲击速度可以足够低，使得经由DSA加速到高能量仍然是有效的，但是它们也足够高，使得Hillas能量接近$10^{19-20}$ eV，特别是对于较重的CR组合物和在流体元素通过多次冲击的情况下。我们讨论了一些更普遍的考虑加速粒子的超高能参考巨大的叶状射电星系，如半人马座A和天炉座A，一类来源，这可能是负责观察到的各向异性从UHECR天文台。
2018-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sources of high-energy astrophysical neutrinos
本文综述中微子天文学结果，分析AGN喷流、GRB和TDE等相对论性外流作为高能中微子及UHECR来源的约束与未决问题。
2024-05-08 astro-ph.HE
Observational signatures of sub-photospheric radiation mediated shocks in the prompt phase of GRBs
在GRB外流光球层下方形成的激波是由上游流体平流进入激波的辐射的康普顿散射介导的。这种激波的特征尺度（几个汤姆逊深度）比任何动力学尺度都大几个数量级，因此，与无碰撞激波不同，辐射介导的激波不能将粒子加速到非热能。从伽玛射线暴喷流光球层中出现的激波所发出的光谱反映了激波下游的温度分布，激波过渡层本身在最高能量下可能有贡献。本文研究了伽玛暴瞬发相辐射介导激波的性质，计算了激波爆发后激波流体的时间积分谱。我们表明，从一个单一的冲击时间积分发射表现出突出的热峰，与峰值的位置取决于冲击速度剖面。我们还指出，多次冲击发射可以产生一个频谱，模仿带谱。
2012-06-27 astro-ph.HE
Sub-Photospheric Emission from Relativistic Radiation Mediated Shocks in GRBs
有人建议，在爆发中观察到的即时发射，表现出热成分起源于相对论辐射介导的冲击，形成下面的光球的伽玛射线暴外流。有人认为，这种冲击预计将形成在发光的爆发通过碰撞的壳层，传播与温和的洛伦兹因子$Γ\lesssim 500$。更快的壳层将在光球层上方碰撞，形成无碰撞冲击。我们证明，在事件GRB 090902 B的爆炸能量的相当大的一部分是消散在光球层以下，在一个区域的中等光学深度$τ\lesssim300$，而在GRB 080916 C的能量消散的主要部分以上的光球层。我们表明，在许多伽玛暴预期的条件下，这种相对论辐射介导的冲击对流足够的辐射上游，使光子生产的冲击过渡可以忽略不计，不像在超新星的冲击爆发的情况下。由此产生的光谱，在冲击框架中测量，有一个相对较低的热峰，其次是一个广泛的，非热的组成部分延伸到KN限制。
2011-01-21 astro-ph.HE
Synchrotron self-Compton emission from external shocks as the origin of the sub-TeV emission in GRB 180720B and GRB 190114C
最近，据报道，在GRB~ 190114 C和GRB~ 180720 B中分别在爆发后100-1000 s和10 h检测到100 GeV以上的极高能光子。我们的模型可用的宽带数据的同步辐射加同步辐射自康普顿（SSC）的余辉冲击的辐射。我们发现GRB~ 180720 B的亚TeV辐射可以解释为余辉激波在等密度环爆介质中膨胀的SSC辐射。GRB~ 190114 C的SSC辐射在$\sim100$ s处占GeV同步辐射的优势，这可以解释此时GeV辐射的硬谱。外推到亚TeV能量的SSC分量的通量可以解释MAGIC望远镜对GRB~ 190114 C的高意义探测。模型中的参数值（如环爆密度和冲击微物理参数）对这两个伽玛暴来说并不罕见，这意味着从这两个伽玛暴中检测到的亚TeV光子应该归因于它们的大爆发能量和低红移。
2019-09-06 astro-ph.HE
The magnetization degree of the outflow powering the highly-polarized reverse shock emission of GRB 120308A
GRB 120308 A是由{ \it Swift}探测到的一个长持续时间的$γ-$射线暴，它的特征是一个高度偏振的早期光学余辉发射，强烈表明发射区存在有序的磁场分量。在这项工作中，我们模拟的光学和X射线发射的反向和正向冲击的情况下，并表明，在反向冲击区的磁场强度是$\sim 10$倍强于在正向冲击区。因此，为高度极化的反向激波光学发射提供动力的外流在$σ\sim$百分之几的程度上被轻度磁化。考虑到伽马射线暴（GRB）外流在加速和瞬发阶段的合理磁能量耗散，GRB 120308 A的余辉数据为我们提供了令人信服的证据，至少对于某些GRB来说，能量的不可消除部分以坡印廷通量的形式释放，证实了在GRB 990123的光学余辉的反向-正向激波发射模型中首次提出的发现（Fan et al. 2002; Zhang et al. 2003）。
2014-07-24 astro-ph.HE
GeV Emission during X-Ray Flares from Late Internal Shocks: Application to GRB 100728A
最近，费米/LAT探测到了GRB 100728 A的X射线耀斑活动中的GeV辐射。本文基于晚期内激波模型研究了两均匀壳层碰撞的动力学和辐射特性。GeV光子可以从X射线耀斑光子产生的相对论电子加速的正向-反向冲击，其中涉及的辐射过程包括同步自康普顿和交叉逆康普顿散射的散射。通过分析和数值计算，可以很好地解释GRB 100728 A的光谱特性。
2013-08-06 astro-ph.HE
On the sideways expansion of relativistic non-spherical shocks and GRB afterglows
在Kompaneets（薄壳）近似下考虑了非球形相对论爆炸波的膨胀。我们发现，相对论运动有效地“冻结”了激波阵面的横向动力学：只有极强的准直激波，其张开角为$Δθ\leq 1/Γ^2$，由于侧向膨胀，才显示出明显的剖面变化。对于不太准直的剖面，传播几乎是弹道式的;相对论激波的侧向膨胀只有在它们变得温和相对论时才变得重要。
2011-05-31 astro-ph.HE
Optical flashes, reverse shocks and magnetization
尽管斯威夫特之前预计反向冲击产生的明亮光学闪光将在早期余辉发射中普遍存在，但快速响应观测表明事实并非如此。虽然在早期非常明亮，但一些伽玛暴，如GRB 061007和GRB 060418，在伽玛暴之后的几分钟内缺乏来自反向冲击的短暂闪光。相反，其他的光学余辉，如GRB 990123、GRB 021211、GRB 060111B、GRB 060117、GRB 061126和最近的GRB 080319B，在最初的10^3秒内表现出一种典型的快速发展的反向+正向激波组合的陡峭到平坦的转变。我们回顾了光学余辉中反向激波成分的存在和不存在，并讨论了对标准模型和火球磁化的影响。我们表明，以前预测的光学闪光很可能发生在较低的波长，也许低到无线电波长，并通过使用的情况下，GRB 061126，我们表明，在喷出物的磁能密度，表示为一小部分的equipration值，是一个关键的物理参数。
2009-02-15 astro-ph.HE
Origin of TeV Emission in GRB 221009A: Co-effort of the External Reverse and Forward Shocks
针对最亮伽马射线暴GRB 221009A的TeV辐射对传统模型的挑战，本研究纳入其长爆发行为建模外激波，发现早期TeV辐射源于外反向与正向激波共同作用，后期由正向激波同步自康普顿过程主导，揭示了外反向激波的关键作用。
2024-10-07 astro-ph.HE
Constraining GRB as Source for UHE Cosmic Rays through Neutrino Observations
超高能宇宙射线（UHECR）的起源问题一直是粒子天体物理学前沿的重要问题之一。伽马射线暴（GRB）是宇宙中仅次于大爆炸的最猛烈的爆炸，一直是UHECR制作的热门候选地点。最近IceCube关于未观测到GRB诱发中微子的报道引起了广泛关注。这个困境需要一个解决方案：要么放弃GRB作为UHECR加速器的假设，要么预期的GRB诱导的中微子产额是错误的。指出IceCube对GRB点的中微子通量估计过高了$\sim 5$倍。本文指出，除了中微子源产生的问题外，中微子振荡和中微子从伽玛暴飞向地球过程中可能发生的衰变也会进一步降低冰立方的探测能力，而冰立方在点源识别方面对μ子中微子味最为敏感。具体地说，中微子振荡将使μ子-中微子味比从伽玛射线暴源的2/3减少到地球上的1/3，而中微子衰变，如果存在并且在正常质量本征态等级的假设下，将导致μ子-中微子味比进一步减少到1/8。考虑到这些，我们注意到近年来一直在努力追求基于Askaryan效应的其他类型的中微子望远镜，这些望远镜原则上可以观察和区分所有三种具有可比灵敏度的中微子。因此，这种新方法可能是对IceCube的补充，可以为这个宇宙加速器问题提供更多的光线。
2013-02-21 astro-ph.HE hep-ph
X-ray afterglow of GRB 050712: Multiple energy injections into the external shock
观测到的X射线耀斑表明，伽马射线暴（GRB）爆发后的中心引擎可以释放出大量的能量。作为一个自然的结果，伽玛射线暴的外部冲击可以被一次又一次地激发。利用这种多重能量注入模型，我们研究了GRB 050712独特的X射线余辉光变曲线，它存在四个明显的浅衰变平台。再加上三次早期的X射线耀斑，GRB 050712的中心引擎应该在爆发后至少释放了七次能量。此外，我们还发现，在四个平台期间释放的能量都在同一数量级上，但亮度随时间显著下降。这些结果可能会提供一些有趣的启示伽玛暴中心引擎。
2014-02-19 astro-ph.HE
Coherence scale of magnetic fields generated in early-time forward shocks of GRBs
我们报告了有史以来最早的探测光偏振从伽玛射线暴前向冲击（伽玛射线暴141220 A），测量$129.5-204.3\,$ s后，使用多色RINGO 3光学偏振计的2米全自动机器人利物浦望远镜的爆发。从$86\,$ s到$\sim 2200\,$ s爆发后的光学光变曲线的时间衰减梯度是典型的具有$α= 1.091 \pm 0.008$的经典前向激波。低偏振度$P_{BV} = 2.8_{- 1.6} ^{+ 2.0} \, \%$（2 $σ$）在平均时间$\sim 168\,$ s后爆发是兼容的被诱导的宿主星系尘埃（$A_{V, {\rm HG}}= 0.71 \pm 0.15 \,$马格），留下低偏振度固有的伽玛射线暴发射本身-作为理论预测的前向冲击和一致的低程度的光学偏振度的伽玛射线暴余辉观测后数小时至数天。目前从前向冲击获得的早期偏振数据样本表明，偏振来自（a）银河系和宿主星系的尘埃特性（即$P \sim 1\%-3\%$），（b）极化反向冲击的贡献（GRB减速时间，喷流磁化）或（c）前向冲击固有极化（即$P \leq 2\%$），其取决于磁场相干长度尺度和可观测发射区域的大小（爆发能量学、环爆密度）。
2021-06-18 astro-ph.HE
Early steep optical decay linked to reverse shock for GRB200131A
本文通过GRB 200131A触发后63秒的早期光学观测，发现其陡峭衰减可用薄壳层在恒定密度星际介质中膨胀的反向激波模型解释，并推断其红移约为0.9。
2025-01-03 astro-ph.HE
The upstream magnetic field of collisionless GRB shocks: constraint by Fermi-LAT observations
长寿命的>100 MeV辐射是大多数费米-LAT探测到的伽马射线暴（GRB）的共同特征，例如，在长伽玛射线暴080916 C和090902 B中检测到的时间长达~10^3s，在短伽玛射线暴090510中检测到的时间为~10^2s。这种发射是一致的产生的同步辐射的电子加速到高能量的相对论无碰撞冲击传播到弱磁化介质。在这里，我们表明，这种高能量余辉发射约束的震前磁场满足1（n/1cc）^{9/8} mG<B<10^2（n/1cc）^{3/8}mG，其中n是震前密度，比以前的约束更严格的X射线余辉观测在一天的尺度。这表明震前磁场被强烈放大，很可能是由高能冲击加速粒子流造成的。
2011-04-28 astro-ph.HE
The long and the short of the high energy emission in GRB090926A: an external shock
来自反向激波的SSC发射被认为是GRB 98080923瞬发相中持续2 s的高能分量的起源（Fraija等人，2012年）。该模型描述了光谱指数，通量和持续时间的高能量成分，以及一个长keV的尾巴，目前在提示阶段的GRB 980923。在这里，我们提出了这个模型的扩展来描述GRB 090926 A的高能量发射。我们认为，排放包括两个组成部分，一个持续时间小于1秒的提示阶段，和第二个，持续时间较长的GeV阶段持续数百秒后的提示阶段。短的高能相可以被描述为来自反向激波的SSC发射，类似于在GRB 980923中观察到的，而较长的分量来自正向激波。主要假设射流是磁化的，在厚壳层情况下演化，计算的通量和破裂能与观测值一致。GRB 980923和GRB 090926 A所得参数之间的比较表明，爆破尾部的差异可能归因于环爆介质，这可以解释文献中报告的其他爆破的先前分析。我们发现，周围介质的密度推断出的观测值与前向冲击同意与宿主星系，如一个相关的GRB 090926 A的标准值。
2012-06-20 astro-ph.HE
Correlating Fermi gamma-ray sources with ultra-high energy cosmic rays
超高能宇宙射线（UHECR）的起源是高能天体物理学中一个经久不衰的谜团。为了研究这一点，我们将最近发布的费米大面积望远镜第一源目录（1FGL）与Pierre Auger合作提供的UHECR公共样本进行了交叉关联。在样本中的27个UHECR中，我们发现12个事件到达费米源的3.1度内。然而，我们发现类似或更多的匹配在63个100个人工UHECR样本中使用的位置随机抽取的BATSE 4B目录的伽马射线暴（GRB）从1991年到1996年收集。根据我们的分析，我们没有发现证据表明，UHECR与费米源。最后，我们对宇宙射线的天体物理起源进行了一些评论。
2010-03-12 astro-ph.HE
Are gamma-ray bursts the sources of ultra-high energy cosmic rays?
我们重新考虑了伽马射线暴（GRB）是内激波模型中超高能宇宙射线（UHECR）源的可能性，假设UHECR是纯质子组成的。我们首次将γ射线、宇宙射线、瞬发中微子和宇宙成因中微子的信息定量地结合在一个联合宇宙射线产生和传播模型中，并由此得到了宇宙能量收支的信息。除了中子模型，我们考虑宇宙射线从伽玛暴逃逸的替代方案，即，宇宙射线会从源头泄漏。我们发现，在UHECR观测中，由电子对产生倾角描述踝部的倾角模型与内激波模型结合使用时是非常不受欢迎的，因为a）单个GRB需要不切实际的高重子载荷（质子能量与电子/γ射线能量），b）瞬发中微子通量容易超过相应的中微子束缚。另一方面，如果宇宙射线以最高能量从源中泄漏出来，则伽玛暴可以解释踝部跃迁模型中的UHECR。在这种情况下，我们表明，未来的中微子观测可以有效地测试大部分的参数空间-除非重子负载比以前预期的大得多。
2014-07-07 astro-ph.HE hep-ph
Sensitivity of JEM-EUSO to GRB Neutrinos
JEM-EUSO是一项通过测量国际空间站高度巨大空气簇射产生的荧光来研究超高能宇宙射线的飞行任务。在倾斜模式下，JEM-EUSO将对来自地球的切连科夫光变得非常敏感，该光在$10^{16-18}$ eV的能量范围内掠过τ中微子。本文将讨论来自附近伽马射线暴（GRB）的高能τ中微子。通过模拟伽玛暴光子场中的级联过程，包括各种强子/轻子过程，我们估计了伽玛暴的中微子流。结果表明，在$10^{16-18}$ eV能量范围内，μ子和π子都是中微子的主要来源.我们讨论了探测来自地球的上升阵雨的切伦科夫光掠过来自一些最近的伽玛暴的τ中微子的可能性。
2009-08-04 astro-ph.HE
Propagation of GRB Relativistic Jets in AGN Disks and Its Implication for GRB Detection
研究AGN盘中GRB相对论性喷流的动力学演化，发现仅高光度长持续喷流或低质量SMBH附近的喷流可突破盘面，受阻喷流仅能通过激波突破辐射及冷却被探测。
2024-06-16 astro-ph.HE
Evidence for mild deviation from power-law distribution of electrons in relativistic shocks: GRB 090902B
许多先前的研究已经确定，来自伽马射线暴（GRB）的X射线、光学和无线电波长的长持续发射（称为余辉）可能是由外部前向激波模型产生的。在这个模型中，伽玛射线暴喷流与星周介质相互作用，并驱动一个加热介质的冲击波，通过同步辐射辐射。在这项工作中，我们进行了详细的分析的晚时间余辉数据的GRB 090902 B使用一个非常仔细的会计逆康普顿损失。我们发现，在外部前向激波模型的背景下，解释GRB 090920 B的X射线和光学数据的唯一可行的选择是使电子能量分布偏离幂律形状，并在激波前沿的下游立即表现出一些轻微的曲率（我们探索了依赖于单一幂律假设的其他模型，但它们都无法解释观测结果）。我们用余辉时间数据计算了冲击等离子体在磁场中的能量分数为~10^{-6}，这与用早期γ射线数据计算的结果一致。像目前这样的研究可能能够提供伽马射线暴余辉建模和无碰撞冲击中粒子加速的数值模拟之间的联系。我们还提供了早期（< 10^3 s）高能（> 100 MeV）辐射的详细计算，并确认它与外部前向激波的起源一致。我们调查的可能性，在光谱中观察到的~10 keV过剩的提示阶段也有其起源于外部冲击，并发现答案是否定的。
2011-07-06 astro-ph.HE
An external-shock model for GRB afterglow 130427A
伽玛暴余辉130427 A的复杂的多波长发射（在无线电中监测到10天，在光学和X射线中监测到50天，在GeV能量下监测到1天）可以用一个混合反向-正向冲击同步加速器模型来解释，逆康普顿只出现在几个GeV以上。早期的光学后期的无线电通量的高比率要求的环境介质是风和前向冲击同步加速器光谱峰值在光学约10千秒。后者有两个结果：风必须是非常稀薄的，10 k s之前的光辐射必须来自反向激波，正如猛禽在瞬发发射阶段（<100 s）监测到的明亮的闪光所表明的那样。VLA射电辐射来自反向激波，Swift X射线辐射主要来自正向激波，但两种激波对费米GeV辐射的贡献相当。弱风意味着大的爆炸波半径（8 t_{day} ^{1/2} pc），这需要非常稀薄的星周介质，这表明GRB 130427 A的大质量恒星祖先存在于超级气泡中。
2013-11-22 astro-ph.HE
